| R136a2 | |
|---|---|
| Estrella | |
| La región central del cúmulo R136 , visible en infrarrojo . R136a1 y R136a2 son dos estrellas muy cercanas en el mismo centro, R136a2 es la más débil. | |
| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
|
| Tipo de | estrella lobo-rayet |
| ascensión recta | 05 h 38 min 42,40 s [1] |
| declinación | −69° 06′ 2.88″ [1] |
| Distancia | calle 163,000 años (50.000 pc ) [2] |
| Magnitud aparente ( V ) | 12.34 [1] |
| Constelación | pez dorado |
| Astrometría | |
| Magnitud absoluta (V) | -7.52 [3] |
| Características espectrales | |
| clase espectral | WN5h |
| Indice de color | |
| • B-V | −0,29 |
| características físicas | |
| Peso | 195M⊙ _ _ |
| Radio | 23.4 [4 ] R⊙ |
| Años | 0,3 Ma |
| La temperatura | 53 000K |
| Luminosidad | 4 266 000L⊙ |
| Rotación | 200 km/s [5] |
| Parte desde | R136 |
| Códigos en catálogos | |
| MH 511, RMC 136a2, HSH95 5, BAT99 109, CHH92 2 | |
| Información en bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
| ¿ Información en Wikidata ? | |
R136a2 ( RMC 136a2 ) es una estrella Wolf-Rayet cerca del centro de R136 , la concentración central de estrellas en el gran cúmulo abierto NGC 2070 en la Nebulosa Tarántula , una región H II masiva en la Gran Nube de Magallanes . La estrella es una de las estrellas más masivas y poderosas conocidas: la masa es de aproximadamente 195 M ☉ , la luminosidad es 4,3 millones de veces la luminosidad del Sol.
En 1960, un grupo de astrónomos del Observatorio Radcliffe en Pretoria realizó observaciones sistemáticas del brillo y el espectro de estrellas brillantes en la Gran Nube de Magallanes. Entre los objetos enumerados en el Catálogo de Nubes de Magallanes del Observatorio Radcliffe , RMC 136 figuraba como la estrella central de la región 30 Doradus . Las observaciones posteriores mostraron que R136 está ubicado en el centro de una región gigante de hidrógeno ionizado, que es una región de intensa formación estelar [6] .
A principios de la década de 1980, se identificaron por primera vez 8 componentes en la región R136a mediante interferometría moteada [7] . R136a2 fue el segundo objeto más brillante dentro de 1 segundo de arco del centro del cúmulo R136. Estimaciones previas del brillo de la región central, que mostraban que se necesitarían al menos 30 estrellas de clase O en una región de 0,5 pc en el centro del cúmulo [8] para crear tal cantidad de energía , llevaron a la suposición de la presencia de una estrella supermasiva en la región central [9] . En cambio, se han encontrado algunas estrellas extremadamente brillantes junto con una gran cantidad de estrellas de clase O [1] .
La determinación precisa de la distancia al R136a2 implica una serie de dificultades. Determinar la paralaje trigonométrica es imposible con la precisión de observación moderna. La mayoría de las estimaciones asumen distancias iguales a la Gran Nube de Magallanes y a R136. La estimación moderna de la distancia a la LMC, obtenida comparando los tamaños angulares y lineales de estrellas binarias eclipsantes, es de 49,97 kpc [2] .
Al igual que otras estrellas Wolf-Rayet, R136a2 experimenta una pérdida de masa significativa en forma de un viento estelar rápido : la estrella pierde 4,6 × 10 −5 M ☉ por año, la velocidad del viento estelar alcanza los 2400 km/s [4] [5] . La gran masa de la estrella contribuye a la compresión y calentamiento del núcleo y al rápido flujo de reacciones termonucleares , principalmente representando el ciclo CNO ; La luminosidad de la estrella es 4.266.000 veces la del Sol. La velocidad de las reacciones nucleares es tan grande que en 10 segundos la estrella produce más energía que el Sol en un año. La masa de la estrella en el momento del nacimiento se estima en unos 240 M ☉ [5] , sin embargo, dado que las teorías modernas afirman que la masa de las estrellas al nacer no puede exceder los 150 M ☉ , entonces R136a2 puede ser el resultado de la fusión. de dos o más estrellas [10] .
Aunque R136a2 es una de las estrellas más masivas que se conocen, su radio es de 23,4 R ☉ [4] , que es mucho más pequeño que el de una de las estrellas más grandes, VY Canis Majoris . Debido a la alta temperatura, el R136a2 emite la mayor parte de su energía en el rango ultravioleta del espectro, mientras que la magnitud absoluta en el rango visible es M V = −7.52 [4] .
Se cree que las estrellas de una masa tan grande no pueden perder suficiente masa durante la evolución para evitar el colapso del núcleo de hierro. Como consecuencia del colapso, se producirá un destello de supernova o hipernova , un estallido de rayos Gamma o el destello será casi imperceptible, tras lo cual quedará un agujero negro o una estrella de neutrones . El escenario para el final de la evolución depende en gran medida de la tasa de pérdida de masa y la cantidad de masa perdida. Las estrellas más masivas en la región local del universo se convierten en estrellas Wolf-Rayet privadas de hidrógeno antes de que el núcleo colapse, lo que lleva a una explosión de supernova de tipo Ib o Ic, después de lo cual queda un agujero negro. Los estallidos de rayos gamma ocurren bajo ciertas condiciones y para estrellas menos masivas [11] .
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